Kara Delikler Evet, ilk keşfi ne zaman olmuştur? Bize ne anlatır? Ne biliyoruz? Ne kadar biliyoruz? Bugün bunları sizler için derleyerek sunmak istiyoruz. Yine önce tarihte bilimsel bir seyahat yapmak istiyoruz.
Kara Delik Tarihi
Işığın dahi kaçamayacağı çok ama çok büyük bir cisim fikri ilk olarak 1784 yılında İngiliz Din Adamı ve Astronominin öncüsü John Michell tarafından yazılmış bir mektupta bahsedilmiştir. Michell’in hesaplamaları, böyle devasa bir cismin Güneş ile benzer bir yoğunluğa sahip olabileceğini varsayıyordu ve şu sonuca varıyordu.
Böyle bir yıldızın çapı, Güneşin çapını 500 kat aştığında ve yüzey kaçış hızı olağan ışık hızını aştığında oluşacaktı. Michell bu cisimleri karanlık yıldızlar olarak isimlendirmişti. Bu kadar büyük ama ışık saçmayan karanlık cisimler çevresindeki görünür cisimler üzerindeki yer çekimi etkileriyle tespit edilebileceğini doğru bir şekilde kaydetti. Dev ama görünmeyen ‘karanlık yıldızların’ açık bir şekilde saklanıyor olabileceği önerisiyle başlangıçta zamanın bilim insanları heyecanlandılar
Ancak, ışığın dalgalı doğasıyla ilgili coşku, 19.yüzyılın başlarında azalmıştı. Bir parçacık yerine, dalganın yerçekimi üzerindeki etkisi tartışmalı bir konu haline geldi. Modern fizik, Michell’in süper mega kütleli bir dev yıldızın yüzeyinden doğrudan ateş eden, ancak yıldızın yerçekimi tarafından yavaşlatılan, durdurulan ve daha sonra yıldızın yüzeyine serbest düşen bir ışık ışını fikrini geçersiz kılmaktadır. Buradan genel göreliliğe geçerek bahsetmek isteriz.
Genel Görelilik
1915 yılında Albert Einstein, ışığın hareketini yerçekimi tarafından nasıl etkilendiğini göstererek Genel Görelilik teorisini bilim dünyasına sundu. Aynı yıl içinde Karl Schwarzschild, bu teorideki alan denklemlerine nokta kütlenin ve küresel bir kütlenin yerçekimi alanlarını tanımlayarak ek bir katkı yaptı. Birkaç ay sonra, Johannes Droste ise bağımsız olarak nokta kütlenin için aynı çözümü sundu ve özellikleri hakkında daha kapsamlı bir yazı yazdı. Einstein denklemlerindeki bazı terimlerin sonsuz olduğu anlamına gelen özel bir davranış vardı. Kara deliğin doğası tam olarak anlaşılamamıştı, ancak 1924 yılında Arthur Eddington, koordinat değişikliği ile tekilliğin ortadan kalktığını kanıtladı.
Bununla birlikte Arthur Eddington, 1926 tarihli bir kitabında kütlesi Schwarzschild yarıçapına sıkıştırılmış bir yıldız olasılığı hakkında yorum yaptı ve Einstein’ın teorisinin Betelgeuse gibi görünür yıldızlar için aşırı büyük yoğunlukları göz ardı etmemize izin verdiğine dikkat çekti, çünkü “250 milyon km yarıçaplı bir yıldız, Güneş kadar yoğun olması mümkün değildir. Birincisi, yerçekimi kuvveti o kadar büyük olurdu ki, ışık ondan kaçamaz, ışınlar bir taş gibi yıldıza geri dönerdi. İkincisi, kırmızıya kayma tayf çizgilerinin sayısı o kadar büyük olurdu ki, tayf yok olur. Üçüncüsü, kütle uzay-zaman metriğinin o kadar çok eğriliğini üretirdi ki, uzay yıldızın çevresine kapanıp bizi dışarıda bırakırdı (yani hiçbir yerde).
1930’lar
1931’de Subrahmanyan Chandrasekhar, özel görelilik kullanarak, belirli bir sınır kütlenin (şimdi Chandrasekhar limiti olarak adlandırılan 1.4 M ☉) üzerinde dönmeyen elektron dejenere madde gövdesinin kararlı bir çözümü olmadığını hesapladı. Argümanlarına, henüz bilinmeyen bir mekanizmanın çöküşü durduracağını savunan çağdaşları Eddington ve Lev Landau gibi çoğu karşı çıktı. Kısmen haklıydılar: Chandrasekhar sınırından biraz daha büyük bir beyaz cüce, kendisi kararlı olan bir nötron yıldızına çökecekti. Ancak 1939‘da Robert Oppenheimer ve diğerleri, nötron yıldızlarının Chandrasekhar tarafından sunulan nedenlerle daha da çökeceğini öngördüler ve hiçbir fizik yasasının araya girmeyeceği ve en azından bazı yıldızların çökmesini engelleyemediği sonucuna vardılar. Kara delikler. Pauli dışlama ilkesine dayanan orijinal hesaplamaları, kütlenin 0.7 M ☉ olduğunu gösterdi; kuvvetli kuvvetin aracılık ettiği nötron-nötron itmesinin ardından tahmin, yaklaşık 1.5 M ☉ ila 3.0 M ☉’ye yükseldi. Nötron yıldızı birleşmelerinin gözlemleri, GW170817 olayında kısa bir süre sonra bir kara delik oluşturduğu düşünülen TOV sınır tahminini yaklaşık 2.17 M ☉ olarak rafine etti.
Oppenheimer ve diğer yazarlar, Schwarzschild yarıçapında meydana gelen tekilliği, zamanın durduğu bir sınır olarak yorumladılar. Bu, dış gözlemciler için geçerli bir perspektif olsa da içeridekiler için geçerli değildir. Bu özellik nedeniyle, çöken yıldızlara “donmuş yıldızlar” deniyordu, çünkü dışarıdan bir gözlemci, çöküşün onu Schwarzschild yarıçapına kadar getirdiği anda yıldızın yüzeyini zamanda donmuş olarak algılayacaktı.
Altın Çağ
1958‘de David Finkelstein, Schwarzschild yüzeyini bir olay ufku olarak tanımlayarak, “mükemmel bir tek yönlü zar: nedensel etkiler onu sadece bir yönde geçebilir” dedi. Bu, Oppenheimer’ın sonuçlarıyla kesin olarak çelişmiyordu, ancak onları, düşen gözlemcilerin bakış açısını içerecek şekilde genişletti. Finkelstein’ın çözümü, kara deliğe düşen gözlemcilerin geleceği için Schwarzschild çözümünü genişletti. Bu genişletme daha sonra Martin Kruskal tarafından tam bir uzantı olarak bulundu.
Bu sonuçlar, genel görelilik ve kara deliklerin ana araştırma konuları haline geldiği genel göreliliğin altın çağının başlangıcında geldi. Bu sürece, 1967‘de Jocelyn Bell Burnell tarafından keşfedilen ve 1969‘da hızla dönen nötron yıldızları olduğu gösterilen pulsarların keşfi yardımcı oldu. O zamana kadar, kara delikler gibi nötron yıldızları sadece teorik meraklar olarak görülüyordu; ancak pulsarların keşfi, fiziksel uygunluklarını gösterdi ve yerçekimi çöküşü ile oluşturulabilecek her tür kompakt nesneye daha fazla ilgi gösterilmesini sağladı.
Bu dönemde daha genel karadelik çözümleri de bulundu. 1963 yılında Roy Kerr dönen bir kara delik için kesin çözümü buldu. İki yıl sonra, Ezra Newman hem dönen hem de elektrik yüklü bir kara delik için eksenel simetrik çözümü buldu. David Robinson’ın çalışmaları sayesinde, durağan bir kara delik çözümünün tamamen üç parametre ile tanımlandığını belirten saçsızlık teoremi ortaya çıktı: Kerr-Newman metriği, kütle, açısal momentum ve elektrik yükü ile tanımlanıyor.
İlk başta, karadelik çözümlerinin tuhaf özelliklerinin, dayatılan simetri koşullarından kaynaklanan patolojik eserler olduğundan ve tekilliklerin genel durumlarda görünmeyeceğinden şüphelenildi. Bu görüş özellikle jenerik çözümlerde hiçbir tekilliğin görünmediğini kanıtlamaya çalışan Vladimir Belinsky, Isaak Khalatnikov ve Evgeny Lifshitz tarafından savunuldu.
Hawking ve sonrası
Ancak, 1960‘ların sonlarında Roger Penrose ve Stephen Hawking, tekilliklerin genel olarak göründüğünü kanıtlamak için küresel teknikler kullandılar. Bu çalışma için Penrose, 2020 Nobel Fizik Ödülü‘nün yarısını aldı ve Hawking 2018’de vefat etti. 1970’lerin başında Greenwich ve Toronto’daki gözlemlere dayanarak, 1964’te keşfedilen bir galaktik X-ışını kaynağı olan Cygnus X-1, kara delik olarak kabul edilen ilk astronomik nesne oldu.
1970‘lerin başında, James Bardeen, Jacob Bekenstein, Carter ve Hawking’in çalışmaları, kara delik termodinamiğinin formüle edilmesine yol açtı. Bu yasalar, bir kara deliğin davranışını kütle ile enerji, alan ile entropi ve yüzey yerçekimi ile sıcaklık arasında ilişki kurarak, termodinamik yasalarına yakın bir benzerlik içinde tanımlar. Analoji, 1974’te Hawking’in, kuantum alan teorisinin kara deliklerin karadeliğin yüzey yerçekimi ile orantılı bir sıcaklığa sahip bir kara cisim gibi yayılması gerektiğini ima ettiğini gösterdiğinde tamamlandı. Bu, Hawking radyasyonu olarak bilinir.
Etimoloji
John Michell, “karanlık yıldız” terimini ilk kullanan kişiydi ve 20. yüzyılın başlarında fizikçiler genellikle “yerçekimi ile çökmüş nesne” terimini kullanıyorlardı. Bilim yazarı Marcia Bartusiak’a göre, “kara delik” terimi, 1960’ların başında fenomeni tanımlamak için Kalküta’nın Kara Deliği adı verilen, insanların içine girdiği ancak hiçbir zaman canlı olarak çıkmadığı bir hapishane olarak nitelendirilen yerden ilham alarak, fizikçi Robert H. Dicke’e dayandırılıyor.
“Kara delik” terimi, ilk kez 1963 yılında Life and Science News dergilerinde basılı olarak kullanıldı ve bilim gazetecisi Ann Ewing’in 18 Ocak 1964 tarihli “Kara Delikler” adlı makalesinde yer aldı. American Association for the Advancement of Science’ın Cleveland, Ohio’da düzenlediği bir toplantıda duyuruldu.
Aralık 1967‘de, bir öğrencinin John Wheeler’ın bir dersinde “kara delik” ifadesini önerdiği bildirildi. Wheeler, terimin kısalığı ve “reklam değeri” için onu benimsedi ve hızla yaygınlaştı, bu da bazı insanların bu ifadeyi türetme konusunda Wheeler’a güvenmesine yol açtı.
Özellikler ve yapı
Saçsızlık teoremi, bir kara deliğin oluşumundan sonra kararlı bir duruma ulaştığında, sadece üç bağımsız fiziksel özelliğe sahip olduğunu öne sürer: kütle, elektrik yükü ve açısal momentum. Aksi halde, kara delik özelliğe sahip değildir. Bu önerme doğruysa, aynı özelliklere veya parametrelere sahip herhangi iki kara delik birbirinden ayırt edilemez. Gerçek kara delikler için bu önermenin ne kadar doğru olduğu, modern fizik yasalarına göre hala çözülmemiş bir sorundur.
Bu özellikler özel olduğundan, bir kara deliğin dışından gözlemlenebilirler. Örneğin, yüklü bir kara delik, diğer yüklü nesneler gibi benzer yükleri iter. Benzer şekilde, kara deliği içeren bir kürenin içindeki toplam kütlesi, kara delikten çok uzakta bulunabilir, Gauss yasasının yerçekimi analoğu olan ADM kütlesi aracılığıyla hesaplanabilir. Aynı şekilde, açısal momentum (dönüş), Lense-Thirring etkisi gibi etkiler aracılığıyla çok uzaktan ölçülebilir.
Bir nesne bir kara deliğe düştüğünde, nesnenin şekli veya yük dağılımı hakkında herhangi bir bilgi, kara deliğin ufku boyunca eşit olarak dağılır ve dış gözlemciler tarafından kaybolur. Bu durumda, ufuk davranışı, enerji tüketen bir sistem gibi davranır; bu, sürtünme ve elektrik direncine sahip esnek bir zar gibi davranır. Bu zar paradigması, zamanla tersine dönmez. Çünkü diğer alan teorileri gibi mikroskobik düzeyde herhangi bir sürtünme veya direnç göstermez, örneğin elektromanyetizma. Kara delik, sadece üç parametre ile kararlı bir duruma ulaştığı için, başlangıç koşulları hakkında bilgi kaybetmekten kaçınılamaz: Kara deliğin yerçekimi ve elektrik alanları, içeri girenler hakkında çok az bilgi sağlar. Kaybolan bilgi, kara delik ufkundan çok uzakta ölçülemeyen herhangi bir miktarı içerir, örneğin toplam baryon sayısı ve lepton sayısı gibi yaklaşık olarak korunan kuantum sayıları. Bu davranış o kadar şaşırtıcıdır ki, bu fenomen kara delik bilgi kaybı paradoksu olarak adlandırılır.
Fiziksel özellikler
En basit statik kara delikler sadece kütleye sahiptir; elektrik yükü veya açısal momentumları yoktur. Bu tür kara delikler genellikle 1916’da Karl Schwarzschild tarafından keşfedildiği için Schwarzschild kara delikleri olarak adlandırılır. Birkhoff’un teoremine göre, küresel olarak simetrik olan tek vakum çözümüdür. Bu, bir kara deliğin yerçekimi alanının, aynı kütledeki başka herhangi bir küresel nesnenin yerçekimi alanından farklı olmadığı anlamına gelir. “Her şeyi yutan” kara deliklerin popüler algısı sadece bir kara deliğin yakınında geçerlidir; uzakta, dış yerçekimi alanı, aynı kütledeki diğer cisimlerin yerçekimi alanıyla aynıdır.
Daha genel kara delikleri tanımlayan çözümler de bulunmaktadır. Dönmeyen yüklü kara delikler için Reissner-Nordström metriği kullanılırken, dönen kara delikleri tanımlamak için Kerr metriği kullanılır. Bilinen en genel duran kara delik çözümü, hem yük hem de açısal momentuma sahip kara delikleri tanımlayan Kerr-Newman metriğidir.
Bir kara deliğin kütlesi herhangi bir pozitif değer alabilirken, yük ve açısal momentum kütleyle sınırlıdır. Toplam elektrik yükü Q ve toplam açısal momentum J için, M kütleli bir kara delik için bu eşitsizliği sağlayan en küçük kütleye “ekstremum” kara delik denir. Einstein’ın denklemlerinin bu eşitsizliği bozan çözümleri var ama bir olay ufku yok. Bu çözümler, dışarıdan gözlemlenebilen ve dolayısıyla fiziksel olarak kabul edilmeyen çıplak tekilliklere sahiptir. Kozmik sansür hipotezi, gerçekçi maddenin kütleçekimsel çöküşüyle oluşan bu tür tekilliklerin oluşumunu engeller. Bu hipotez, sayısal simülasyonlarla desteklenmektedir.
Elektromanyetik kuvvetin nispeten büyük gücü nedeniyle, yıldızların çöküşünden oluşan kara deliklerin, yıldızın neredeyse nötr yükünü tutması beklenir. Ancak, rotasyonun, kompakt astrofiziksel nesnelerin evrensel bir özelliği olduğu düşünülmektedir. Kara delik adayı ikili X-ışını kaynağı GRS 1915+105, izin verilen maksimum değere yakın bir açısal momentuma sahip görünmektedir.
Olay ufku
Kara deliklerin çevresinde, bir parçacık herhangi bir yöne hareket edebilir, ama bu hareket ışık hızıyla sınırlıdır. Kara deliğe yaklaştıkça, uzay-zaman deforme olur. Olay ufkusu içinde, bütün yollar parçacığı kara deliğin merkezine yönlendirir, kaçış imkansızdır. Olay ufkusu, kara deliğin kütlesi etrafında madde ve ışığın geçebileceği sınırı belirler. Genel görelilik teorisine göre, kütlenin varlığı uzay-zamanı bükerek parçacıkların izlediği yolları kütleye doğru eğilimli hale getirir. Uzak bir gözlemci için, kara deliğe yakın saatler daha yavaş çalışır, bu kütleçekimsel zaman genişlemesi olarak adlandırılır. Kara deliğe düşen gözlemci, olay ufkusunu geçtikten sonra bu etkileri hissetmez. Dengedeki kara deliklerin olay ufkusu genellikle küreseldir, dönen kara delikler için ise düzleştirilmiştir.
Tekillik
Kara deliklerin merkezinde, yerçekimi tekilliği olarak adlandırılan bir bölge bulunur. Bu bölge, uzay-zamanın sonsuzca eğrildiği bir nokta veya dönen bir kara delikte halka biçiminde uzanabilir. Her iki durumda da, bu bölge sonsuz yoğunluğa sahiptir ve kara deliğin tüm kütlesini içerir.
Schwarzschild kara deliklerine düşen gözlemciler, olay ufkunu geçtiklerinde tekilliğe doğru çekilirler. Hızlanarak inişlerini yavaşlatabilirler, ancak bu sınırlı bir ölçüde mümkündür. Tekilliğe ulaştıklarında sonsuz yoğunluğa ezilirler ve kara deliğin kütlesine eklenirler.
Yüklü veya dönen bir kara delikte, tekilliği aşmak teorik olarak mümkündür. Bu durumlar, kara deliğin bir solucan deliği gibi davrandığı farklı bir uzay-zaman yapısı sağlayabilir. Ancak pratikte birçok zorlukla karşılaşır ve başka bir evrene seyahat etme olasılığı sadece teorik bir düşüncedir. Ayrıca, bu tür kara deliklerin varlığı, nedensellikle ilgili sorunlara yol açabilecek kapalı zaman eğrilerini içerebilir.
Genel görelilikteki tekillikler, teorinin sınırlarını gösterir. Ancak bu sınırlar, kuantum etkilerinin devreye girmesi gereken durumlarda ortaya çıkar. Şu ana kadar, kuantum ve yerçekimi etkilerini birleştiren bir teori formüle edilememiştir ve böyle bir teorinin tekillikler içermemesi beklenir.
Foton küresi
Bir kara deliğin görsel yapısını açıklayan bir infografik, kara deliğin gölgesini çevreleyen foton küresini gösterir.
Foton küresi, kara deliğin etrafında dairesel bir yörüngede hareket eden fotonların sınırlı bir alanda toplanacağı bir alanı ifade eder. Bu yörüngeler dinamik olarak kararsızdır ve herhangi bir bozulma zamanla büyüyen bir belirsizlik yaratabilir.
Işık, foton küresini aşabilirken, foton küresini geçen herhangi bir ışık kara delik tarafından yakalanacaktır. Bu nedenle, foton küresinin dışına ulaşan ışık, olay ufkunu aşarak dışarı yayılan nesnelerden kaynaklanmalıdır.
Bir Kerr kara deliği için foton küresinin ölçüsü, kara deliğin dönüş parametresine ve prograd veya retrograd foton yörüngesine bağlıdır.
Ergosfer
Ergosfer, kara deliğin olay ufkunun dışında, hareketsiz kalmak mümkün olmayan bir bölgedir.
Dönen kara delikler, ergosfer adı verilen, nesnelerin hareketsiz kalamayacağı bir uzay-zaman bölgesiyle çevrilidir. Bu, çerçeve sürükleme adı verilen bir fenomendir. Genel görelilik, dönen herhangi bir kütlenin çevresindeki uzay-zamanı hafifçe “sürükleyeceğini” öngörür. Bu etki, dönen bir kara deliğin yakınında o kadar güçlüdür ki, bir nesnenin hareketsiz kalabilmesi için ters yönde ışık hızından daha hızlı hareket etmesi gerekir.
Bir kara deliğin ergosferi, kara deliğin olay ufkunun dışında bulunan, ancak ekvator çevresinde daha büyük bir mesafede yer alan ergoyüzey tarafından sınırlanan bir hacimdir.
Nesneler ve radyasyon genellikle ergosferden kaçabilir. Penrose süreci, ergosferden geçen nesnelerin daha fazla enerjiyle çıkabileceği bir süreçtir. Bu ek enerji, kara deliğin dönme enerjisinden gelir ve böylece kara deliğin dönüşü yavaşlar. Güçlü manyetik alanların varlığında, Penrose sürecinin bir varyasyonu olan Blandford-Znajek süreci, kuasarlar ve diğer aktif galaktik çekirdeklerin büyük parlaklığı ve göreceli jetleri için potansiyel bir mekanizma olarak kabul edilir.
En içteki kararlı dairesel yörünge (ISCO)
Newton’un yerçekimi teorisine göre, test parçacıklar herhangi bir mesafede merkezi bir nesneden kararlı bir yörüngeye sahip olabilirler. Ancak, genel görelilikte durum farklıdır. En içte kararlı bir dairesel yörünge bulunur, genellikle ISCO olarak adlandırılır. Bu yörüngenin içinde herhangi bir sonsuz küçük düzensizlik kara deliğe inspirasyona yol açar. ISCO’nun konumu kara deliğin dönüşüne bağlıdır.
Oluşum ve evrim
Bir nesnenin iç basıncının, yerçekimi etkisiyle karşı konulamayacak kadar zayıf olduğu durumlarda meydana gelir. Yıldızlar için bu genellikle, ya yıldızın içindeki nükleer tepkimeler için yeterli yakıtın kalmaması ya da yıldızın ekstra maddeyi çekirdeğine alarak kararlılığını sürdürecek sıcaklığa ulaşamaması durumunda ortaya çıkar. Her iki durumda da yıldızın iç basıncı çöküşü durduracak kadar güçlü değildir ve çökme meydana gelir. Bu çöküş sırasında, yıldızın maddesi daha yoğun bir hal alır ve farklı kompakt yıldız türlerinden biri ortaya çıkar.
Çoğu durumda, çöken yıldızın dış katmanları patlar ve geriye kalan kalıntı, çökmenin sonucunda oluşan bir nesnedir. Bu kalıntının türü, patlamanın ardından kalan kütle miktarına bağlıdır. Eğer kalıntının kütlesi yaklaşık olarak 3-4 güneş kütlesini aşarsa, hiçbir mekanizma çöküşü durduracak kadar güçlü değildir ve bu nesne bir kara delik oluşturur.
Ağır yıldızların yerçekimsel çökmesi, yıldız kütleli kara deliklerin oluşumundan sorumlu olabilir. Erken evrende, büyük yıldızlar yerçekimsel çöküş sonucu kara delikler oluşturmuş olabilir. Bu kara delikler, birçok galaksinin merkezinde bulunan süper kütleli kara deliklerin başlangıç noktaları olabilir.
Yerçekimsel çöküş sırasında açığa çıkan enerjinin büyük bir kısmı hızla yayılır ve dışarıdan bir gözlemci, bu sürecin sonunu göremez. Çöküş, dış gözlemci için oldukça yavaş ilerler ve bu nedenle olay ufkunun oluşumunu gözlemleyemez. Bu nedenle, çöken malzeme giderek daha sönük bir hale gelir ve sonunda gözden kaybolur.
İlkel kara delikler ve Büyük Patlama
Yerçekimi çöküşü, büyük bir yoğunluk gerektirir. Şu anki evrende, bu tür yüksek yoğunluklar genellikle yıldızların içinde bulunur. Ancak, Big Bang’den hemen sonra, erken evrende yoğunluklar çok daha büyüktü ve kara deliklerin oluşumunu mümkün kılıyordu. Ancak, tek tip bir kütle dağılımı, yüksek yoğunlukların tek başına kara delik oluşumuna neden olmadığını gösterir. Bu nedenle, ilkel kara deliklerin oluşması için, ilk yoğunluk dalgalanmalarının meydana gelmesi ve daha sonra kendi kütleçekimleri altında büyüyebilmesi gerekir.
Erken evren için farklı modeller, bu dalgalanmaların ölçeği konusunda farklı tahminler yapar. Bazı modeller, bir Planck kütlesi kadar küçük ilkel kara deliklerin oluşabileceğini öne sürerken, diğerleri yüz binlerce güneş kütlesine kadar olan büyük kara deliklerin ortaya çıkabileceğini öne sürer.
Ancak, ilginç bir şekilde, erken evren çok yoğun olmasına rağmen, genellikle bir kara delik oluşumunu gerektirecek kadar yoğun değildi. Büyük Patlama sırasında, sabit büyüklükte nesnelerin kütleçekimsel çöküşü için kullanılan modeller, Büyük Patlama gibi hızla genişleyen uzayda aynı şekilde uygulanamaz.
Yüksek enerjili çarpışmalar
Kara deliklerin oluşumu sadece yerçekimi çöküşüyle sınırlı değildir. Yüksek enerjili çarpışmalarda da kara delikler oluşturulabilir. Ancak, şu ana kadar parçacık hızlandırıcı deneylerinde bu tür olaylar doğrudan veya dolaylı olarak tespit edilmemiştir, bu da kara deliklerin oluşması için bir alt kütlesel sınır olduğunu düşündürmektedir.
Teorik olarak, bu sınırın Planck kütlesi etrafında uzanması beklenir. Bu da kara deliklerin oluşumunun, Dünya üzerinde veya yakınında gerçekleşen herhangi bir yüksek enerjili sürecin erişemeyeceği bir yere sınırlanacağı anlamına gelir. Ancak, kuantum kütleçekimine dair belirli gelişmeler, minimum kara delik kütlesinin çok daha düşük olabileceğini düşündürmektedir. Bazı senaryolara göre, bu sınır TeV/c² civarında olabilir. Bu da kozmik ışınlar Dünya atmosferine çarptığında veya Büyük Hadron Çarpıştırıcısında gerçekleşen yüksek enerjili çarpışmalarda mikro kara deliklerin oluşmasını mümkün kılabilir.
Ancak, bu teoriler oldukça spekülatiftir ve pek çok uzman tarafından bu süreçlerde kara deliklerin oluşması olası görülmemektedir. Ayrıca, mikro kara deliklerin oluşması durumunda, yaklaşık olarak 10^-25 saniye içinde buharlaşarak Dünya için herhangi bir tehdit oluşturması beklenmemektedir.
Büyüme
Bir kara delik oluştuktan sonra, çevresindeki gaz ve yıldızlararası tozu emerek büyümeye devam edebilir. Bu büyüme süreci, süper kütleli kara deliklerin oluşumu hala açık bir araştırma konusu olsa da bazı durumlarda mümkün olabilir. Aynı şekilde, orta kütleli kara deliklerin oluşumu için de benzer bir süreç önerilmiştir, özellikle küresel kümelerde bulunanlar için.
Kara delikler, yıldızlar ve hatta diğer kara delikler gibi çeşitli nesnelerle birleşebilir. Bu birleşme süreci, özellikle birçok küçük nesnenin bir araya gelmesiyle oluşmuş süper kütleli kara deliklerin erken büyümesinde önemli bir rol oynayabilir. Aynı zamanda, bazı orta kütleli kara deliklerin kökeni olarak da önerilmiştir.
Buharlaşma
1974’te Hawking, kara deliklerin tamamen kara olmadıklarını keşfetti. Onun teorisi, kara deliklerin belirli bir miktar radyasyon yaydığını öne sürdü ve bu fenomen “Hawking radyasyonu” olarak adlandırıldı. Bu radyasyon, kara deliklerin dışına kaçan parçacıklar tarafından üretilir ve bir kara deliğin normalde mükemmel bir kara cisim spektrumu yayması gerekir.
Hawking’in teorisine göre, kara delikler zamanla kütlelerini kaybeder ve buharlaşır. Bu sürecin hızı, kara deliğin kütle ve sıcaklığına bağlıdır. Kütle ne kadar büyükse, kara delik o kadar az radyasyon yayacak ve dolayısıyla daha yavaş buharlaşacaktır.
Örneğin, Güneş kütlesinde bir kara deliğin Hawking sıcaklığı, evrenin arka plan radyasyonundan çok daha düşüktür. Bu, kara deliğin radyasyon yoluyla kütle kaybetmeyeceği anlamına gelir ve hatta çevresinden madde alarak büyüyebilir.
Ancak, çok küçük kara delikler, özellikle arabayla kıyaslandığında, çok hızlı bir şekilde buharlaşır. Bu küçük kara delikler, kuantum etkilerinin daha belirgin olduğu alanlardır ve bazı senaryolara göre, bu küçük kara deliklerin varlığı varsayımsal olarak kararlı olabilir.
Astrofiziksel kara delikler için, Hawking radyasyonunun çok zayıf olduğu ve bu nedenle Dünya’dan tespit edilmesinin zor olduğu düşünülüyor. Ancak, ilkel kara deliklerin buharlaşmasının son aşamasında gama ışınları patlaması gibi istisnai durumlar gözlemlenebilir.
Genel olarak, kara deliklerin Hawking radyasyonu yoluyla buharlaşması, evrenin çok uzun bir zaman ölçeğinde gerçekleşir. Örneğin, güneş kütleli bir kara delik milyarlarca yıl boyunca buharlaşabilir, ancak süper kütleli kara delikler daha uzun bir süre boyunca varlıklarını sürdürebilir.
@tarihlibilim